Анализируется эволюция H α -профилей одного вспышечного узла в течение белой вспышки 9 августа 2011 г. балла 2B/X6.9. В начале импульсной фазы на стадии быстрого роста яркости появляется эмиссионный H α -профиль с протяженными крыльями, сильной красной асимметрией и центральным обращением, которое исчезает во время максимума потока мягкого рентгеновского излучения. Спектры также показывают наличие сильных, направленных вниз движений в начале импульсной фазы, которые уменьшаются со временем. Эмиссионные крылья H α -профилей расширены эффектом Штарка. Наблюдается временная корреляция между кривой развития H α -излучения и временным профилем потока микроволнового излучения. Эти результаты, согласно модели (Кэнфилд и др., 1984), могут указывать на то, что H α -эмиссия в этом узле является следствием нагрева вспышечной хромосферы потоком нетепловых электронов с последующим усилением давления в короне. Для трех моментов рассчитаны полуэмпирические модели вспышечной хромосферы исследуемого узла на основании наблюдаемых профилей линии H α с учетом того, что непрерывное излучение у этого узла отсутствует. Получено, что для объяснения наблюдаемых особенностей необходимо предположение о наличии в структуре вспышки субтелескопических элементов с большой интенсивностью линии H α (до 8−15 единиц непрерывного спектра). Яркие детали вспышки занимают 8−12 % общей площади, а остальная часть имеет небольшую яркость. Усредненная картина такой структуры дает профиль линии H α с протяженными крыльями и близкое к нулю (менее 1 %) непрерывное излучение. Асимметрия и смещение профилей линии H α объясняется наличием лучевых скоростей. В отличие от моделей узлов с непрерывной эмиссией, рассчитанные модели вспышки имеют ту особенность, что здесь нет глубокого (до температурного минимума) прогрева хромосферы, а в верхней хромосфере имеется область большой плотности (log N h = 14−15) толщиной 40−60 км.

The time evolution of the H α line in a flare kernel during the 2011 August 9 white-light flare of importance 2B/X6.9 was investigated. At the rising stage of the impulsive phase the H α emission line with a central reversal, extended emission wings and strong red asymmetry arises but changes to a single-peaked profile at the time of soft X-ray maximum. There is an evidence for Stark broadening of the H α emission wings. The temporal correlation between H α light curve and time profile of microwave emission flux is found. These results, according to Canfield et al` (1984) model, indicate that the H α profiles from this kernel are a consequence of the flare chromosphere heating by the nonthermal electrons and the coronal pressure grows subsequently with the time. The spectra also show the strong downward motion at the start of the impulsive phase which is noticeably reduced in the future. The semi-empirical models of the flare chromosphere in a knot are calculated for three moments on the basis of the observed profiles of H α line and with regard to the absence of continuous emission. It was obtained that for explanation of the observed details it is necessary to suppose that the flare has a subtelescopic structure with small bright elements that have intensity of H α 8−15 units of continuum and occupy 8−12 % of knot area, but the rest of the flare has low intensity. The averaged profile of such structure has broad wings and the continuous intensity is about 1 %. Asymmetry and displacement of H α profiles are explained by the presence of radial velocities. The atmospheric structure of the investigated flare knot differ from the ones of kernels with continuum emission: there is no deep heating of the chromosphere (including temperature minimum region), but there is a region of high density (log N h  = 14−15) with thickness of 40−60 km in the upper chromosphere.